元素の起源 山田 章一 早稲田理工 郡和範（大阪大学） 梅田秀之（東京大学） 和南城伸也（上智大学） §０．イントロダクション 周期表 元素の種類：～１００種類 安定核 ：～２７０種類 不安定核 ：～６０００－８０００種類 核図表 100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana 50 -5 50 ~ 10 /s 126 28 82 20 0.0 50 8 20 8 28 50 N 0 100 10 10.0 水素 太陽近傍組成 元素量 鉄 質量数 B2FH Eight processes • Hydrogen burning • Helium burning • the α process (α捕獲による Ne, Mg生成 現在では起こらないと考えられている) • the e procress • the s process • the r process • the p process • the x process (Big Bang Nucleosynthesis) Burbidge, Burbidge, Fowler & Hoyle ’57 Rev. Mod. Phys. 29, 547 by B2H Wallerstein et al. ’97 Rev. Mod. Phys. 69, 995 元素合成研究の目標 ： 各元素を合成する反応経路を明らかにし、 宇宙、天体の進化モデルと組み合わせ、 現在に至るまでの宇宙における化学組成の 分布と時間変化を説明する。 基礎方程式 Nuclear Physics 必要な核反応率を実験または理論的にもとめ、 反応経路と要求される物理条件を明らかにする。 対応する天体や天体現象を同定する。 Astrophysics 定量的なモデル計算を行い、観測と比較する。 太陽近傍組成と元素合成 Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658 §１．軽元素合成 D, Li, Be, B は、低温で陽子捕獲して燃焼してしまうため、 星内部の熱核反応では、ほとんど生成されない。 Big-Bang Nucleosynthesis (BBN) では、星形成の前に主に D, 3H, 3He, 4He, 7Li が合成される (primordial nucleosynthesis)。 Li, Be, B は星間物質中での spallation reaction (破砕反応)に より合成される。 Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658 BBN : 宇宙膨張にともなう密度温度が減少する中での融合反応 A few MeV ～ 30keV でおこる （ a few x 0.1 sec ～ 103 sec ） A = 8 のギャップにより、それより重い元素は合成されない Z A=8 A=5 N BBN : 初期条件 BBN reaction network 反応断面積はよくわかっている • NACRE(Nuclear Astrophysics Compilation of Reaction rates) Angulo et al. ’99 Nucl. Phys. A 656, 3 • Cyburt et al. ’96, New Astron. 6, 215 BBN : 理論値 生成量 D : rate limited good baryometer sensitive to h insensitive to Nn & mn / T 3He : rate limited sensitive to h insensitive to Nn & mn / T 4He : limited by neutron good chronometer insensitive to h sensitive to Nn & mn / T 7 Li : rate limited sensitive to h insensitive to Nn & mn / T Steigman ’03, astro-ph/0308511 BBN : 観測との比較 Steigman ’03, astro-ph/0308511 D / H = 2.6±0.4 x105 3He / H = 1.1±0.2 x105 [ 7Li ] = 12 + log(7Li / H) = 2.2±0.1 Yp = 0.234±0.003 Olive et al. ’97, ApJ 483, 788 0.244±0.002 Izotov et al. ’98, ApJ 500, 188 Ref. : Tytler et al. ’00 Physica Scripta astro-ph/0001318 Kurki-Suonio ’02, Space Science Review 100, 249 4Heの観測 Dの観測 0.40 0.20 300 100 200 106O/H 7Liの観測 -3 0 [X/H] Steigman ’03, astro-ph/0308511 -3 [Fe/H] 0 CMB（BBNの約４０万年後）との比較 Barger et al. ’03, Phys. Lett. B 566, 8 WMAP : WB h 2 = 0.023±0.003 (2s) h10 = 6.3+1.0 - 0.7 Steigman ’03, astro-ph/0308511 2 D : WB h = 0.022±0.002 h10 = 6.1+0.7 - 0.5 Bennet et al. ’03, ApJ in press BBN のまとめ BBNは、基本的によく D, 3He, 4He, 7Li の primordial abundance を再現する 見かけの食い違いは、観測のばらつき (D)、 解析における系統的な誤差 (4He)、および unknown astrophysical process (7Li) によるものと考えられる BBNの約４０万年後を示すCMBから決まるWBは BBNから得られる値とよく一致する CMBのほうが精度よくWBを決めるので、今後は その値を用いたBBNでprimordial abundanceを決め、 その後のchemical evolutionを議論する方向に進むだろう non-standard BBNも、standard BBNが正しいとして、 non-standard parameter に制限を与えることを目指すだろう ― lepton asymmetry, extra relativistic particles, inhomogeneous BBN, neutrino oscillations, etc. Spallation Reactions : 数10MeV/nucleon以上の相対エネルギーを もった primary particle が引き起こす反応 BBNでは 6Li、9Be、10B、11B を合成できない （星の中も同様） Galactic Cosmic Ray では、Li、Be、B が solar abundance より何桁も大きい Li、Be、B は Non-thermal に加速された粒子が星間、星周、星表面の物質と 反応して合成される p + C, N, O → Li, Be, B a + C, N, O → Li, Be, B a + a 6Li, 7Li nuclear cross section : ～1MeV － ～100GeV での値が必要 NUCLEX library : Sobolevsky et al. ’91-’00 LANL T-2 library : Mashnik et al. ’98 semi-empirical formulae : Silberberg et al. ’98 ApJ 501, 911 Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658 70 - 280MeV/nucleon の Cosmic Ray の組成 Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658 n の引き起こす原子核反応 (n-process) も spallation にいれる ― Core-collapse supernova の envelope ― etc. 7Li : Helium rich region minor compare with BBN yield 11B : Woosley & Weaver ’95 の値は大きすぎる ≦ 20 % 程度の寄与か ― n スペクトルに強く依存 → good thermometer ? ― 15N、19F、26Al、41Ca、53Mn、138La、180Ta なども合成 Ref. Woosley et al. ’95, ApJS 101, 181 Heger et al. ’03, astro-ph/0307546 観測 B Be、B は、Fe に比例 Be B / Be = 10 – 30 6Li / 7Li = 0.05 6Li / 9Be = 20 – 80 at [Fe/H] ～ - 2.3 11B / 10B = 4 at solar birth 7Li / 6Li = 12.5 [Fe/H] Vangioni-Flam et al. ’00 Phys. Rep. 333, 365 Spallation process の問題 • 従来は、ISM 中の C、N、O に GCR (主に p、 a) が衝突して Li、Be、B は合成される (secondary process) と考えられて きたが、観測は primary process を示唆するように見える。 • O / Fe の進化を考慮すると、secondary でも可能。ただし、 O / F が他の a核の振る舞いと異なるのは不自然に思える。 • C、N、O が数10-100MeV/nucleon に加速され (low energy component, LEC)、ISM 中の p、a と衝突して Li、Be、B を合成する シナリオは、primary process として、観測を説明できるように みえる。LEC の存在の観測的確認が必要。 Ref: Vangioni-Flam et al. ’00 Phys. Rep. 333, 365 Fields et al. ’98 ApJ 516, 797 Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658 §２．星の中での元素合成 星の進化 ＝元素合成 星の寿命 Ref.: Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995 ― M.0.8-1.0M¯の星は Hubble timeで主系列を 離れない Arnould et al. ’99, Rep. Prog. Phys., 62, 395 Woosley et al. ’02, Rev. Mod. Phys. 74, 1015 Thielemann et al. ’98, astro-ph/9802077 Hydrogen Burning : 4H → He pp-chain CNO cycle Rapid CNO cycleでは、b-decay のかわりに (n,g) 反応が起こる Helium Burning : 4He + 4He + 4He → 12C 中性子生成反応 : s-processに重要 反応率に不定性 Carbon, Neon and Oxygen Burning （B2FHの a-process にかわる反応） Carbon Burning Oxygen Burning Neon Carbon Burning Si Burning ― 28Si + 28Si → 56Fe は起こらない ― Si、S 等の光分解 ― 放出された a、p、n による Mg 以上の核の準平衡 Nuclear Statistical Equilibrium (NSE) ― Mg $ Ne、C $ O、a $ C が平衡になり、全ての元素が 化学平衡に達する Intermediate Mass Stars ― 1 » 9M¯ : CO white dwarf 9 » 11M¯ : ONe white dwarf ― WD の formation rate ～ 0.5 - 1M¯/yr ～ 1 - 11M¯ の star formation rate ― AGB で thermal pulse により質量放出 ― » 0.6M¯ の中心コア → white dwarf ― 主に a、12C、14N、s-process 元素を生成 ― 1 » 2M¯ では 3Heが、 4 » 6M¯ (?) では 7Liが生成 Massive Stars ― M & 11M¯ ― 主に iron group elements までの internediate mass elements を 準静的および爆発的元素合成で生成 ― 重力崩壊型超新星爆発を起こし、中性子星またはブラックホールを作る ― 11 » 13M¯ : ONeMg core ― & 13M¯ : Fe core ― & 25M¯ (?) : BH ― radiation wind による質量放出と超新星爆発により元素を放出 ― M & 30M¯ では、mass loss time scale と核燃焼の time scale が 同程度 ― metallicity に依存 Massive Star の Mass Loss 30 1000 300 10 100 最 終 質 量 3 最 終 30 質 量 10 3 3 10 30 初期質量 100 3 10 30 100 300 1000 初期質量 Heger et al. ’02, astro-ph/0211062 Binary Evolution ― 銀河内の星の約2/3は binary ― binary のうち約半分はseparation が小さく進化に影響があるが、 詳細な元素合成計算はない ― 進化を決めるパラメター ― M1、q = M2/M1、A (semi major axis)、e (eccentricity) ― q ～ 1 → conservative mass transfer q . 0.5 → rapid mass transfer & common envelope ― Intermediate mass stars ― WD + low mass companion : Cataclysmic Variable ― WD + WD : white dwarf merger → SNIa (?) ― WD + 1 » 2 M¯ : super soft X-ray source → SNIa (?) ― Massive stars ― massive star の約半分は close binary 中にあり、Fe core 形成前に primary star で Roche lobe overflow が起こる ― NS or BH + low mass MS or subgiant : LMXB → msPSR ― NS or BH + OB star : HMXB ― SNIa Nomoto et al. ’84, ApJ 286, 644 ― Al より軽い元素は生成しない ― Si ～ Ca には約1/3の寄与、Ti ～ Niには dominant な寄与 Explosive Nucleosynthesis ― 重力崩壊型超新星では、matter を放出する際に 衝撃波加熱で元素合成が起こる ― 準静的進化での元素合成と爆発的元素合成を あわせたものが最終生成物 ― 元素合成は温度に非常に sensitive ― peak temperature とその持続時間が重要なパラメター ― T & 5£109 K → NSE : iron group T » 4 - 5£109K → Si burning : 28Si、 32S、 36Ar、 40Ca T » 3 - 4£ 109K → O burning : 28Si ～ 42Ca T » 2.5 - 3£109K → Ne burning T » 1.8 - 2.5£109K → C burnning Na、24,25,26Mg 23 Al、29,30Si、31P 27 ― 各燃焼は基本的に hydrostatic burning と同じ 元素合成と化学進化 ― H から Zn にいたる太陽組成は基本的に再現できる Timmes et al. ’95 ApJS, 98, 617 Pop III での元素合成 [Fe/H] . -2 は数世代目の星 metal poor star の元素 [Cr/Fe]、[Mn/Fe] & [Co/Fe]、[Zn/Fe] % Pair Instability Supernovaの寄与は？ ― different IMF H burning の 初期に CNO は存在しない ― higher Tc ― smaller neutron excess ― larger odd-even effect ― a elements more abundant even Z 核はあまり影響を受けず、 太陽組成に近い -4 -3 -2 -1 0 Ryan ’00 astro-ph/0001235 Pair Instability Supernova 140 - 260M¯ でおこる Production factor of PISN C burning 後ペア生成により 不安定化し、重力崩壊 爆発的 O burning と Si burning により、星全体が爆発する incomplete Si burning で iron peak elements が生成 ― Zn、Co が少ない Z odd Z 核は少なく、even Z 核は太陽組成 Heger et al. ’02, ApJ 567, 532 Zn より重い元素、s-、r-process elements は生成されない Metal poor star の観測とあわない Hypernova hypernova M& 20-25M¯ に hypernova & BH formation ? ― jet-like explosion ? SN1997ef、SN1997dg、SN1998bw、 SN1999as、SN2002ap、SN2003dh Nomoto et al. ’02 astro-p/0209064 Zn production [Zn/Fe]、[Co/Fe]、[V/Fe] % [Mn/Fe]、[Cr/Fe] & を再現 a-rich freezeout がより強まり、44Ti、 48 Cr、64Ge がより多く生成される [Si/O]、[S/O]、[Ar/O]、[Ca/O] などが O burning でより多く生成される Nomoto et al. ’01 astro-p/0110528 星の中での鉄族元素までの合成の残された問題点 ― いくつかの不定性は残る反応率 ― 12C(a, g)16O ― Rauscher & Thieleman の標準反応率には factor 2 の不定性 Rauscher et al. ’00, At. Data Nucl. Data Tables 75, 1 ― convection の扱い ― semiconvection ― overshooting ― mass loss の扱い ― progenitor の rotation & magnetic field ― supernova mechanism ― mass cut ― threshold for BH formation ― jet or asymmetry of explosion ― flame velocity ― binary での元素合成 ― hypernova、pair instability supernova の寄与 §３．重元素合成 鉄より重い元素は中性子捕獲により合成される — 荷電粒子はクーロンバリアーで反応できない — エネルギー的に損 — 中性子が存在する環境が必要 中性子捕獲とβ崩壊のタイムスケールの大小関係に応じて 二つの合成ルートがある — β崩壊のほうが速い：s-process – β崩壊に対して安定な領域の端で元素合成が進む – — 中性子捕獲のほうが速い：r-process – β崩壊に対して不安定な領域で元素合成が進む – 太陽近傍組成 核図表 100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana 50 50 126 28 20 82 50 8 8 20 28 50 0 N 0.0 10 100 10 10.0 10 -5/s ~ 10 s-process n-capture が律速。b-stability line に沿って合成が進む N = 82、 126 (A = 138、208) の閉核に peak end point 209Bi : 209Bi(n, g)210Bi(b-)210Po(a)206Pb T, Nn が時間 t の間一定としたときの解析解 magic 核以外では sNA が ほぼ一定 A . 90 に weak component branching は Nn、Ｔの情報を 与えてくれる Kaeppeler et al. ’90, ApJ, 354, 630 MS、S、C star （大気に CO が多い AGB 星）は s-element rich main component — He shell burning in low mass (. 3 M¯) AGB star — 中性子源 — — light s-element と heavy s-element の比や branching 解析は 13C を示唆 — 13C を生成するには p と C の mixing が必要 weak component — core He burning in massive stars — 中性子源 : 22Ne(a, n)25Mg 太陽組成への s- 、r- 、p-process の寄与 Arnould et al. ’99, Rep. Prog. Phys., 62, 395 太陽組成への s- 、r-process の寄与 Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995 r-process b-decay が律速。b-decay に対して不安定な核のうえを 元素合成が進む — very neutron-rich 核の mass、b-decay rate、fission barrier などが必要だが、多くはまだ実験室で作られていない — A = 80、130 の 閉核は可能かも — b-delayed fission が endpoint をきめる (n, g) $ (g, n) 平衡 iso-Sn line に沿って合成が進む : Sn ～ 1 - 4MeV % as T % or Nn & Thielemann et al. ’01, astro-ph/0101476 銀河内の r-element の量 : » 104 M¯ Astrophysical Site はよくわかっていない — primary : inhomogeneous BBN、supernova、binary、 wind from accretion disk、etc. — secondary : explosive He、C burning、n irradiation 、 He core flash、NS accretion disk、 etc. — Ultra Metal Poor star での r-element の観測はprimary を示唆 （大きな分散は少数の寄与を示唆） — hot neutron-rich matter の膨張 — SN or NS merger — mixing からは SN Qian ’00, ApJ 534, 67 — SNR には現在までに r-element の観測なし 少なくとも２つ以上のSite ? ( A . 90、A & 90 ) — n-wind ? prompt explosion ? Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995 n Wind ～ 1000 • tdyn, S, Ye が重要 km ～ 100km ～ 10km r-process n, a, heavy nuclei a-process n, a, seed n NSE p, n n •L ,e ,M ,R などに依存する ※ 非常に極端なものしか うまくいかない — Massive NS ? PNS n T ～ 3MeV～ 0.5MeV～ 0.2MeV Otsuki et al. ’00, ApJ 533, 424 — Only for lighter elements ? — Asymmetric wind ? p-process 鉄より重い proton-rich nuclei で、s-、r-proces では 安定核にブロックされて b-decay で到達できないもの 一般に存在量が少ない meteoritic sample が情報のほとんどで、天体での観測が 期待できない 高温で、proton-rich な環境で起こる 複数のプロセスが関与？ ― photo-disintegration of heavy nuclides ― (g, p)、(g, n)、(g, a) ― T9 ～ 2 – 3、 t . 1s ― A & 100 ― astrophysical site はよくわからない ― supernova の O-shell における s-element の光分解 ― CO white dwarf の Ia 型超新星 ― Mo、Ru の不足 ― 光分解の断面積がよくわかっていない p-process elements 100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana 50 -5 50 ~ 10 /s 126 28 82 20 0.0 50 8 20 8 28 50 N 0 100 10 10.0 p-process elements Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995 p-process in type II supernova Arnould et al. ’01, astro-ph/0101383 ― rapid p-capture (rp-process) on lighter p-nuclides ― (p, g) $ (g, p) が isotonic line にそって平衡 ― b+-decay に対して不安定な核の上を合成が進む ― T9 ～ 2 ― A . 100 ― astrophysical site はよくわからない ― type I X-ray Bursts (NS 表面でのH燃焼の暴走) ― p-capture rate は測定されていない ― n-process : lowest abundance の p-nuclide を生成 ― 138La (← 138Ba、139La)、180Ta (← 181Ta) ― n-wind 中で r-process とともに起こる? Hoffman et al. ’96, ApJ 460, 478 ― Ye に sensitive rp-process path Thielemann et al. ’01, astro-ph/0101476 重元素合成のまとめ 太陽組成に占める s-process と r-process の割合は おおよそ半分ずつ p-process element はわずか s-process では、astrophysical site、核反応率も 比較的よくわかっており、astrophysical process （主に物質混合と星の構造モデル）に主たる不定性がある r-process では astrophysical site がわからないのが 最大の問題 — UMP star 観測からのヒント — SNR の観測 — 不安定核ビームによる nuclear physics の進展 — astrophysical modelling (e.g. SN) の進歩 p-process では、観測、実験ともに困難 ― 太陽近傍組成の説明が中心 まとめ • 50年近く経た後もB2FH の枠組みは基本的 に変わっていない • 軽元素、鉄族までの元素、重元素の起源の 定性的な理解はできている • 程度の差はあるが、銀河の進化の文脈中で 元素合成の研究は進んでいくだろう
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